Corrección bolométrica

La corrección bolométrica es un término utilizado en astronomía para ajustar la magnitud absoluta de un objeto celeste y obtener su magnitud bolométrica, que representa la radiación emitida en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Este ajuste es esencial para determinar la luminosidad real de estrellas y otros cuerpos celestes, ya que la mayoría de los instrumentos miden solo una fracción del espectro (como el visible).^[1]​

La corrección bolométrica se define como la diferencia entre la magnitud visual y la magnitud bolométrica:^[2]​

${\displaystyle m_{bol}=m_{v}-BC}$

Para estrellas similares al Sol (tipo espectral F5), la corrección es mínima, mientras que es significativa en estrellas de clases O/B (radiación ultravioleta) y K/M (radiación infrarroja).^[3]​

La Unión Astronómica Internacional (IAU) estableció en 2015:^[2]​

• Luminosidad de referencia: 3.0128 x 10²⁸ W.
• Magnitud bolométrica del Sol: es igual a 4.75 con una corrección de -0,07.

• Cálculo de luminosidad estelar mediante:

${\displaystyle M_{bol}-M_{bol,\odot }=-2.5\log \left({\frac {L}{L_{\odot }}}\right)}$

• Comparación de estrellas en distintas etapas evolutivas.^[3]​

• Magnitud aparente
• Fotometría (astronomía)
• Ley de Stefan-Boltzmann

1. ↑ ^{a b} Kaler, James (1997). Estrellas y sus espectros. Cambridge University Press. ISBN 978-0521585701 |isbn= incorrecto (ayuda). 
2. ↑ ^{a b} Mamajek, E. E. et al. (2015). «IAU 2015 Resolution B2». Consultado el 25 de octubre de 2023. 
3. ↑ ^{a b} Flower, P. J. (1996). «Transformations to Color-Magnitude Diagrams». The Astrophysical Journal 469: 355-362. doi:10.1086/177785. 

• Tablas de correcciones actualizadas en GitHub.
• Guía técnica de la IAU sobre magnitudes bolométricas.